[37]1977年出品的美国电影，片中的艾维·辛格[伍迪·艾伦（Woody Allen）饰]是一名喜剧演员，
其女友安妮·霍尔则为歌手。——译者注
[38]其实真的有一场辩论——天文学家哈洛·沙普利（Harlow
Shapley）和希伯·柯蒂斯（Heber
Curtis）之间的“大辩论”，1920年发生在华盛顿特区的史密森学会。沙普利认定银河系就是整个
宇宙，而柯蒂斯认为，星云（或至少某些星云，尤其是仙女座星系，即梅西耶31号）是跟我们
类似的星系。尽管这个大问题最终证明是沙普利败北，但他正确认识到了太阳并不在银河系中
心。
[39]这里其实有点不伦不类。后面我们会解释，宇宙学意义上的红移跟多普勒效应在概念上并
不相同，尽管二者确实极为类似。前者源于光线要穿过正在膨胀的空间，后者则源于光源本身
在空间中运动。
[40]经过数十年艰苦卓绝的努力，现代天文学家终于确定了这一极为重要的宇宙学参数的数
值：72千米/（秒·百万秒差距）（Freedman et al.，2001）。也就是说，对我们和某个星系之间
每百万秒差距的距离，我们都会观测到72千米/秒的退行速度。作为参照，可观测宇宙目前的直
径约为280亿秒差距。1秒差距约为3.26光年，也就是30万亿千米。
[41]严格来讲，我们应该说“每一个足够遥远的星系……”邻近的星系会在彼此的万有引力作用下
组成对或群或星团。这样的星团跟其他束缚在一起的系统一样，不会随着宇宙膨胀；我们说这
些星系“摆脱了哈勃流”。
[42]无可否认，这里有点儿容易搞混。上上个脚注我还说过，可观测宇宙的直径是“280亿秒差
距”。大爆炸以来已经过了140亿年，所以你可能会觉得从这里到可观测宇宙的边缘应该就是140
亿光年，把这两个数乘起来就能知道总的直径了——答案是280亿光年，也就是大约90亿秒差
距，对吧？这里是有印刷错误吗？要不然两个数字怎么统一起来呢？重点在于，距离被宇宙在
膨胀这一事实搞复杂了，尤其是这膨胀还在被暗物质加速。今天我们可观测的宇宙中最遥远星
系的物理距离实际上大于140亿光年。如果你过一遍数学计算，就会发现在我们宇宙可观测区域
内最远的一点现在是460亿光年，也就是140亿秒差距那么远。
[43]“粒子并非从真空中创造出来”这一想法应当清楚标明为假设，尽管似乎是个非常合理的假
设，至少在目前的宇宙内是这样。（稍后我们会看到，粒子可以在加速宇宙的真空中凭空出
现，但非常少见，这一过程常被类比于黑洞周围的霍金辐射。）旧的稳恒态理论明确假设了相
反的情况，但不得不引用新的物理进程来让它生效（但从来都没做到）。
[44]请注意，大爆炸一词有两种不同的用法。其一是我们刚刚定义的这种方式——宇宙开始时
密度无限大的假设时刻，或至少是在时间上非常非常接近该时刻的宇宙情形。但我们也会说“大
爆炸模型”，这个表述只是根据广义相对论得出的从炎热、致密状态开始膨胀的宇宙的一般框
架。有时我们会省略模型，因此在报刊上你可能会读到宇宙学家“验证大爆炸的预测”。但是你
没法去验证时间中某个时刻的预测，你只能验证根据一个模型做出的预测。实际上，这两个概
念堪称风马牛不相及——本书稍后我们将证明，关于宇宙的完备理论将不得不用某种更好的阐
释来代替传统的大爆炸奇点，但关于过去140亿年间宇宙演化的大爆炸理论已经完美建立，不必
去除。
[45]微波背景的历史堪称剪不断，理还乱。乔治·伽莫夫（George
Gamow）、拉尔夫·阿尔菲
（Ralph Alpher）和罗伯特·赫尔曼（Robert Herman）在20世纪40年代末到50年代初就写过一系
列文章，明白无误地预测了大爆炸遗留下来的微波辐射。但他们的工作随后在很大程度上被忽
视了。到了20世纪60年代，普林斯顿大学的罗伯特·迪克（Robert Dicke）以及苏联的多罗什克
维奇（A.G.Doroshkevich）、伊戈尔·诺维科夫（Igor Novikov）独立认识到存在微波辐射且可观
测。迪克甚至组织了一群才华横溢的青年宇宙学家[包括戴维·威尔金森（David Wilkinson）和吉
姆·皮布尔斯（P.J.E.Peebles），他们后来也都成了该领域的领军人物]建造天线，自己寻找起微
波背景来。但他们被四十多千米外的彭齐亚斯和威尔逊捷足先登，后者甚至完全没意识到自己
做了什么。伽莫夫逝世于1968年，但为何阿尔菲和赫尔曼从未因做出预测而摘取诺贝尔奖桂冠
还是个谜。他们在一本名为《大爆炸的诞生》（Genesis of the Big Bang, Alpher and Herman，
2001）的书中讲述了他们自己的故事。约翰·马瑟（John
Mather）和乔治·斯穆特（George
Smoot）利用美国航空航天局的宇宙背景探测者卫星（COBE）测量了微波背景下的黑体光谱和
温度各向异性，并因此于2006年斩获诺贝尔物理学奖。
[46]完整的故事见Farrell（2006）。
[47]Bondi and Gold（1948）；Hoyle（1948）。
[48]例子可参看Wright（2008）。
[49]不用说，这里是长话短说了。Ia型超新星被认为是白矮星引力坍缩的结果。白矮星是用尽全
部核燃料、已经熄灭的恒星，仅靠电子简并压力支撑。但有些白矮星有伴星，物质可以从伴星
慢慢被吸入到白矮星。最终白矮星质量会达到一个临界点——钱德拉塞卡极限，以苏布拉马尼
扬·钱德拉塞卡（Subrahmanyan Chandrasekhar）命名——这时电子产生的对外压力不能再与向内
的万有引力抗衡，恒星会坍缩为中子星，将外层抛射出来，形成超新星。因为钱德拉塞卡极限
对宇宙中所有白矮星来说都大致相同，所以每次Ia型超新星爆炸达到的亮度也都大致相等。
（超新星还有别的类型，但是就完全不涉及白矮星了。）但天文学家已经知道，更明亮的超新
星，其亮度在达到峰值后需要更长时间才会开始降低。利用这一经验事实，天文学家学会了校
正亮度之间的差异。天文学家如何寻找这种超新星以及最终如何发现宇宙在加速的故事，
Goldsmith（2000），Kirshner（2004）和Gates（2009）中有详细描述；原始论文为Riess et al.
（1998）及Perlmutter et al.（1999）。
[50]2006年，索尔·珀尔马特、布莱恩·施密特和约翰·霍普金斯大学的亚当·里斯（Adam
Guy
Riess）因发现宇宙加速膨胀荣获邵逸夫天文学奖；2011年，三人因“通过观测遥远超新星发现
宇宙的加速膨胀”共同获得诺贝尔物理学奖；2015年，这三个人各自的团队又因“基础性地发现
与探索中微子震荡，显示出超越粒子物理学标准模型的新领域”一起获得了基础物理学突破奖。
——译者注
[51]还有一个细微之处需要解释一下。宇宙的膨胀速率是由哈勃常数衡量的，这个常数将星系
距离与红移联系起来，但并非真的是个“常数”。在早期宇宙中，膨胀要比现在快得多，我们应
当叫作哈勃“参数”的数比我们目前的哈勃常数也要大得多。我们可能会预期宇宙加速膨胀这个
表述意味着“哈勃参数在增大”，但事实并非如此——这个表述只是意味着“哈勃参数并未很快减
小”。“加速”指的是任意特定星系的视速度在随着时间增加。但这个速度等于哈勃参数乘以距
离，而随着宇宙膨胀，距离也在增大。因此，加速的宇宙并不要求哈勃参数也增大，只需要对
任意特定星系而言哈勃参数和距离的乘积在增大就行了。结果表明，即使有宇宙学常数，哈勃
参数实际上也绝不会增大，而是会在宇宙膨胀和稀释过程中缓慢减小，直到最后所有物质都已
消散并只剩下宇宙学常数时，哈勃参数会达到一个固定的常数值。
[52]有两种形式的能量对当代的宇宙演化都非常重要，我们得仔细分辨一下：一种是“物质”，由
缓慢移动的粒子组成，会随着宇宙膨胀逐渐被稀释；另一种是“暗能量”，某种神秘的东西，完
全不会被稀释掉，而是会保持恒定的能量密度。但物质本身也有不同的形式：“常规物质”，包
括我们在地球上进行的实验中已经发现的所有种类的粒子；以及“暗物质”，某种其他类型的粒
子，不是我们已经直接见过的任意类型。常规物质的质量（因此也包括能量）绝大部分都以原
子核——质子和中子——的形式存在，当然电子也有贡献。因此，常规物质包括你、我、地
球、太阳、恒星以及宇宙中所有的气体、尘埃和岩块。我们知道这些东西一共有多少，而且对
我们在星系和星云中观测到的引力场来说，这些质量远远不够。因此，一定存在暗物质，而且
我们已经知道所有已知的粒子都不可能是暗物质的成分。理论学家想出了一份了不起的清单，
列出了各种可能性，包括“轴子”（axion）、“中轻微子”（neutralino）以及KK粒子（Kaluza-
Klein
particle）。总体来看，宇宙能量中常规物质占了约4%，暗物质约占22%，暗能量则占了
约74%。尝试直接创造出或检测到暗物质是现代实验物理的主要课题。更多细节可参见
Hooper（2007），Carroll（2007），或Gates（2009）。
[53]那么，暗能量究竟有多少呢？大约100亿亿分之一大卡每立方厘米。请注意，“大卡”用于计
量食物所含的能量，实际上等于千卡（1000标准卡路里）。因此，如果我们将密歇根湖那么大
体积中的暗能量都放在一起，那么总量会约等于食物中的一个大卡。换个角度看，如果我们将
地球这么大体积中的所有暗能量都转化为电力，就大致相当于一个普通美国人一年的用电量。
要点就是，每立方厘米当中的暗能量并不多，在宇宙中已经扩散得非常稀薄了。当然，我们不
能将暗能量转化为有用的能量这种形式——暗能量完全没有用。（为什么呢？因为暗能量处于
熵非常高的状态呀。）
[54]普朗克自己并没有真正发展出量子引力理论。1899年，在试着理解有几分神秘的黑体辐射
时，普朗克需要引入一个新的自然基本常数 ，现在我们称之为“普朗克常数”。普朗克用这个
新的数量以适当的方式与光速c和牛顿的万有引力常数G相乘除，创造出了一套基本单位，如今
被认为是量子引力的特征：普朗克长度LP=1.6×10-35米，普朗克时间tP=5.4×10-44秒，及普朗克
质量MP=2.2×10-8千克，再加上普朗克能量。有趣的是，普朗克最早的想法是，这些数量的普
适性质——以物理学为基础，而不是由人类公约所决定——有一天能帮助我们跟外星文明交
流。
[55]弗雷德·亚当斯（Fred Adams）和格雷格·劳克林（Greg Laughlin）关于这个问题写了一整本
书（Adams and Laughlin，1999），十分值得阅读。
[56]休·普赖斯曾令人心服口服地判断出这种趋势（Price，1996）。他指责宇宙学家隐藏着双重
标准，他们应用于早期宇宙的自然标准绝不会应用于后期宇宙，反之亦然。普赖斯提出，一以
贯之的宇宙学由时间上对称的定律控制，其演化进程在时间上也应当是对称的。考虑到大爆炸
的熵非常低，可以推断出未来应该最终会再坍缩，变成一次同样熵很低的大挤压——即戈尔德
宇宙模型，最早提出这种设想的人就是托马斯·戈尔德（因稳恒态理论享有盛名）。在这个宇宙
中，宇宙达到最大尺寸时，时间之箭就会倒转，熵也会开始降低，并走向大挤压。现在我们已
经发现了暗能量，因此这种景象看起来不太可能了。（本书中我们会遇到普赖斯的挑战的情况
是，想象宇宙在大尺度上确实是时间上对称的，非常遥远的过去和将来都是高熵状态；显然，
这样一个宇宙只有当大爆炸并非宇宙开端时才有可能成立。）
[57]实际上宇宙并不会坍缩成一个大黑洞。前面我们讨论过，宇宙会消散在虚空中。但需要注
意，由于存在暗能量，就算是真空也有熵，对可观测宇宙的熵的最大值，我们可以得出同样的
数字（10120）。还可以注意到10120也是真空能量的理论估计值与其观测值之间的差异。两个
不同数字的雷同看似巧合，实际上跟目前的物质密度和真空中的能量密度之间的雷同是一样
的，而物质关系到熵的最大值。两种情况下，这个数字都可以通过将可观测宇宙的大小（约为
100亿光年）除以普朗克长度并将结果平方来得到。——作者原注
[58]不过，帕丽斯·希尔顿（Paris
Hilton）究竟是因什么成就而出名也是个谜。——作者原注
（帕丽斯·希尔顿为希尔顿酒店集团继承人之一，美国演艺界、影视界名人，但水准一般，多次
获得金酸莓奖，还曾因违法入狱，名声不佳。——译者注）
[59]多恩·金为美国拳击比赛主办人，有一头怒发冲冠式的爆炸发型。——译者注
[60]1905年是爱因斯坦的“奇迹之年”。这一年他发表了多篇论文，每一篇都能胜过几乎每一位科
学家的毕生成就：狭义相对论的权威表述，解释光电效应（意味着存在光子，从而为量子力学
打下了基础），用原子水平的随机碰撞提出了解读布朗运动的理论，还发现了质量和能量之间
的等价关系。接下来十年他几乎都致力于相对论；他的最终答案是完成于1915年的广义相对
论，这一年爱因斯坦36岁。1955年，爱因斯坦离世，享年76岁。
[61]我们也有必要提到荷兰物理学家亨德里克·洛伦兹（Hendrik Antoon Lorentz），他在1892年
就提出了这样的观点：当物体接近光速移动时，时间和距离都会受到影响，并推导出“洛伦兹变
换”，涉及相对运动的观察者之间的测量。在洛伦兹看来，速度测量是相对于以太这种背景来进
行的。爱因斯坦是最早认识到并不需要以太这种假象的人。
[62]Galison（2003）。盖里森的书给人的印象是，你会发现庞加莱的故事实际上比爱因斯坦的
故事要有意思得多。不过，作者要是有机会把爱因斯坦放在书名上，一般都会把他的名字写在
前面。爱因斯坦就是销量。
[63]乔治·约翰逊（George
Johnson，2008）在评论萨斯坎德（Susskind）的著作《黑洞战争》
（2008年，该书中文版已由湖南科学技术出版社出版。——译者注）时，为大众物理学读物的
现代读者的命运感到惋惜：
我非常想知道，最后萨斯坎德及其同伴将如何证明霍金可能是错的——也就是说信息确实是守
恒的。但首先我得熬过一门关于相对论和量子力学的66页的速成课。讲当代物理学的每一本书
似乎都得这么开篇，要是有谁读过不止一本，那肯定会觉得这么开篇烦不胜烦。（想象一下，
就好像2008年每一位总统候选人的陈述都得打雅典民主的根源和法国启蒙运动的遗产说起。）
解决方案显而易见：就好像雅典民主的根源和法国启蒙运动的遗产一样，相对论和量子力学的
基本知识也应当成为中学教育的常规部分。同时，本章将成为逃不掉的速成课的一部分，但通
过聚焦于“时间”这一角色，我们多半能避免用老掉牙的方法解读这一切。
[64]科幻电影和电视剧往往公然无视这种现实特征，主要是出于很难伪造失重这一现实原因。
（《星际迷航：进取号》确实展现了一幕搞笑场景，船长阿彻洗澡的时候，飞船“失重”了。）
要让船长和船员能大步流星走过舰桥，所需要的人造重力似乎与我们知道的所有物理学定律都
有冲突。如果你没有加速，能形成这么大重力的唯一方法就是带着跟一颗小行星质量一样大的
物体，但这个办法似乎并不可行。
[65]速度只是位置的变化率，加速度则是速度的变化率。用微积分的术语来讲就是，速度是位
置的一阶导数，加速度则是二阶导数。关于粒子的状态你能具体指定的信息是其位置和速度，
加速度则由局部条件和恰当的物理学定律决定，这是经典力学的深层特征。
[66]下列问题作为练习留给各位读者：能否想象出一个世界，空间中的绝对位置是可观测的？
或位置、速度和加速度全都不可观测，但加速度的变化率是可以测量的呢？
[67]不要被这些假想搞糊涂了。现在我们强烈相信，没有充满宇宙空间的介质能让我们可以测
定相对于这种介质的运动速度。但在19世纪末，人们确实相信这一点，这就是我们要说到的以
太。但是另一方面，我们也确实相信，在空间中任意位置都界定有场，其中一些（例如假设的
希格斯场）甚至在真空中也可能有非零的值。现在我们相信，无论是电磁波还是别的什么波，
都是在这些场中传播的振动。但场并不能算是“介质”，既因为其值可以为零，也因为我们并不
能测定其相对于场的速度。但话说回来，也有可能我们并非无所不知，也有些脑洞大开的理论
物理学家思考过，是否真有可能存在能定义静止参照系的场，这样相对于这个参照系，我们就
能测定速度了（可参阅Mattingly，2005）。有人心血来潮，管这种场也叫“以太”，但此以太非
彼以太，不是19世纪提出来的那种介质。特别是，此以太跟电磁波的传播毫无关系，并且与相
对论的基本原则完美契合。
[68]关于历史背景可参阅Miller（1981）。关于相对论，很多原始论文均收于Einstein（1923）。
[69]要真实体验长度收缩或时间放大，我们要么得有精度极高的测量仪器，要么能以接近光速
的速度运动。但这样的仪器和超高的速度都并非我们日常生活中能见到的，因此，狭义相对论
对我们来说似乎很违反直觉。当然，我们周围大多数物体都以远小于光速的相对速度运动，这
个事实很有趣，关于宇宙的完备理论也应该尝试对此做出解释。
[70]你可能会怀疑上述过程并没有真的证明物体不可能移动得比光速快，而只是证明了比光速
运动慢的物体不可能通过加速变得比光速快。我们也可以想象，存在总是比光速运动得快的物
体，这样的物体就不需要加速。逻辑上当然有这种可能，这种假想的粒子就叫作“快子”。但就
我们所知，快子在现实世界中并不存在，这也是件好事；能以比光还快的速度发送信息的话就
能在时间上向后发送信息，这会对我们因果关系的概念造成严重破坏。
[71]有时候你会听到，狭义相对论不能处理加速对象，要将加速考虑进来的话就需要用到广义
相对论。一派胡言。当（且仅当）引力变得重要而且时空发生弯曲时才需要广义相对论。远离
任何引力场的时空都是平坦的，无论发生什么，狭义相对论都适用——包括对加速物体。确
实，自由落体（非加速）轨迹在狭义相对论中有特殊地位，因为这些轨迹全都等价。但如果由
此出发就跳跃到加速轨迹甚至都不能用狭义相对论的语言来描述，那这种念头可就大错特错
了。
[72]很抱歉一时草率中了时间沙文主义的圈套（通过假定你在时间上会向前运动），更别提我
还打了个比方，说我们“穿”过时间。说“每个对象的历史所描述的世界线都在时空中延伸”应该
会比说“每个对象都在穿过时空”要少一些害处，但如果永远只追求学究式的精确，有时候就难
免太无趣啦。
[73]将牛顿时空与相对论联系起来有一个办法，就是想象“让光速无限大”。这样一来，我们画下
的光锥会变得越来越宽，类空区域就会被挤压成一个平面，就跟牛顿时空中的设定一样了。这
个景象让人浮想联翩，但并不多么令人满意。原因之一是，我们总是能选择合适的单位制让光
速等于1：就用年来计量时间，用光年来计量距离好了。所以我们真正要做的是试图改变所有自
然界的常数，使得跟光速比起来其他速度都会降低。就算我们这么做，这个过程也远非独特；
我们随意选取了采取限制的方式，使得光锥汇聚在恒定时间的特定平面上。
[74]这里是说，空间维度至少有三个。极有可能，在理论物理学界的某些领域甚至已经视为理
所当然的是，空间有额外维度，但出于某些原因我们无法看见，至少在我们已经进入的低能量
状态下无法看见。有很多方法可以将额外的空间维度隐藏起来，可参见Greene（2000）或
Randall（2005）。我们认为不大可能存在隐藏的额外类时维度，但谁也不知道呀，是不是？
[75]两文均收于Einstein（1923）。
[76]狭义相对论源于牛顿力学和麦克斯韦电动力学之间的矛盾，而广义相对论源自狭义相对论
和牛顿重力之间的矛盾。现在，物理学家面对另一个很麻烦的矛盾：广义相对论和量子力学。
我们都希望，有一天两者能统一为量子引力理论。弦论目前是主要的候选理论，但革命尚未成
功，同志仍须努力。
[77]张力是要把东西都拉拢到一起，却带来了宇宙加速膨胀，这是不是奇怪得很？其实原因在
于，暗能量带来的张力在整个空间中处处相等，可以完全抵消，因此不会产生直接的拉力。这
样一来，剩下的就只是暗能量对时空弯曲施加的间接影响了。这个影响是给宇宙带来永久的推
力，因为暗能量密度并不会被稀释。
[78]还可以从另一个角度思考这个问题。牛顿力学中能量守恒的事实反映了该理论一个基本的
对称性：时间平移不变。粒子在其中运动的背景时空，设定一次之后就再也不会发生改变了。
但广义相对论不再如此，背景时空是动态的，会将物体往外推，改变物体的能量。
[79]参见Michell（1784）。拉普拉斯的文章作为附录收在Hawking and Ellis（1974）中。时不时
地会有人趾高气扬地指出，根据牛顿引力计算出来的“黑星”的半径与广义相对论预测的黑洞的
史瓦西半径完全一样（2GM/c2，其中G是牛顿的万有引力常数，M是物体的质量，c是光速）。
这一巧合纯属偶然，主要是因为用G、M、c这几个数你能创造出一个长度值来的方法并没有多
少种。
[80]就本章来说，尽管我们知道在涉及奇点的时候，广义相对论必须由更好的理论来代替，但
我们只是在展示经典的广义相对论有多有效。这些问题的更多细节，可参阅Hawking（1988）
或Thorne（1994）。
[81]如果你想构思你自己的道德说教，请随意。
[82]当然，这里的致敬对象依次为：1960年乔治·帕尔（George Pal）的电影《时间大挪移》[改
编自威尔士（H.G.Wells）的《时光机》]，罗伯特·泽米吉斯（Robert Zemeckis）1985年的电影
《回到未来》，及英国广播公司的连续剧长编《神秘博士》。
[83]为了讲好我们这个故事，我们对快子的问题没有完全做到公平对待。允许物体运动得比光
速快打开了悖论的大门，但并没有也强迫我们必须穿过这道门。我们可以想出一些模型，只是
以自洽的方式允许快子存在。相关讨论可参阅Feinberg（1967）和Nahin（1999）。想让事情更
加扑朔迷离的话，在量子场论中“快子”一词通常只是指称场的暂时性不稳定结构，在这样的场
中任何东西都不会真的运动得比光速还快。
[84]G?del（1949）。查尔斯·米斯纳（Charles Misner）、基普·索恩（Kip Thorne）和约翰·惠勒
（John Wheeler）在为他们的大部头教科书《万有引力》（1973）做研究时，三人拜访了哥德
尔，一起探讨广义相对论。哥德尔想问他们的却是，当代宇宙观测是否为宇宙总体上的旋转提
供了什么线索。他仍然对自己的解与现实世界之间可能的关联感兴趣。
[85]Kerr（1963）。在任何关于广义相对论的现代教科书中，对克尔的解都有技术层面的讨论，
科普层面的讨论则参见Thorne（1994）。索恩的故事讲述了克尔如何在得克萨斯州第一届相对
论天体物理学专题研讨会上展示自己的解，但是完全（并且还有点儿粗鲁地）被与会的天体物
理学家忽略，因为他们在忙着争论类星体的问题。平心而论，克尔找出这个解的时候他自己也
没意识到这个解代表了黑洞，尽管他也知道这是爱因斯坦方程的旋转解。后来天体物理学家才
开始理解，类星体就是由克尔的时空所描述的旋转黑洞驱动的。
[86]Tipler（1974）。在无限圆柱体周围的时空曲率的解实际上是荷兰物理学家（及轰炸机飞行
员）威廉·范·斯托克姆（Willem Jacob van Stockum）于1937年找到的，但斯托克姆并没有注意
到他的解包含闭合类时曲线。在Nahin（1999）中能读到对广义相对论中时光机的研究以及虚构
作品中时间旅行面目的精彩概述。
[87]量子力学的先驱埃尔温·薛定谔（Erwin Schr?dinger）提出了一个著名的思想实验，展现量子
叠加的古怪之处。他假设，将一只猫放在封闭的盒子里，盒子里有一个放射源，在给定时间内
有50%的概率衰变，并激活一个会向盒子中释放有毒气体的装置。根据量子力学的传统观点，
最终系统是“活猫”和“死猫”的等量叠加状态，至少在有人观测猫之前都是如此。详细讨论参见
